Ježíš druhý příchod. Roční dráha slunce Střední sluneční čas

Pohyb slunce mezi hvězdami

(lekce - přednáška)

Tato lekce je určena studentůmXIučebnicové třídyG.Ya. Myakisheva, B.B. Bukhovtseva "Fyzika. Třída 11" (profilové třídy)

Vzdělávací cíl lekce: studovat pohyb Slunce vzhledem ke vzdáleným hvězdám.

Vzdělávací cíle lekce:

Určete hlavní typy nebeského pohybu Slunce a korelujte je s takovými jevy, jako je změna délky dne a noci, změna ročních období, přítomnost klimatických pásem;

Formovat schopnost studentů najít a určit hlavní roviny, linie, body nebeské sféry spojené s pohybem Slunce;

Formovat schopnost studentů určovat horizontální souřadnice Slunce;

Obecné poznámky

Informace v přednášce jsou uvedeny stručně, takže krátká fráze může vyžadovat hodně přemýšlení. Rozvoj potřeby reflexe a následně i porozumění obsahu konkrétního tématu studenty koreluje s plněním úkolů:

Praktické tipy pro práci s informacemi:

po obdržení nové informace si je promyslete a jasně formulujte odpověď na otázku: „O co jde a proč vám to bylo řečeno?“;

zvykněte si ptát se sami sebe "proč?" a nezávisle nacházet odpovědi na své cestě, přemýšlet, mluvit se soudruhy, učitelem;

při kontrole vzorce, řešení úlohy apod. provádějte matematické operace postupně, zapisujte si všechny mezivýpočty;

Hlavní otázky přednášky

Pohyb nebeských těles.

Pohyb slunce mezi hvězdami.

Ekliptický. Ekliptický souřadnicový systém.

Ekliptický- velký kruh nebeské sféry, podél kterého dochází ke zdánlivému ročnímu pohybu Slunce. Směr tohoto pohybu (asi 1 za den) je opačný než směr denní rotace Země. Slovo "ekliptika" pochází z řeckého slova "eclipsis" - zatmění.

Osa rotace Země má konstantní úhel sklonu k rovině otáčení Země kolem Slunce, rovný přibližně 66 ° 34 "(viz obr. 1). Výsledkem je, že úhel ε mezi rovinou ekliptiky a rovinou nebeského rovníku je 23°26".

Obrázek 1. Ekliptický a nebeský rovník

Na základě obrázku 1 vyplňte mezery v definicích níže.

Osa ekliptiky (PP") - ………………

………………………………………….. .

Severní ekliptický pól (P) - …………………………………………………. .

Jižní ekliptický pól (P") - ………………………………………………………………………….. .

Ekliptika prochází 13 souhvězdími. Ophiuchus nepatří do souhvězdí zvěrokruhu.

Body jarní (γ) a podzimní (Ω) rovnodennosti jsou průsečíky ekliptiky a nebeského rovníku. Jarní rovnodennost se nachází v souhvězdí Ryb (donedávna - v souhvězdí Berana). Datum jarní rovnodennosti je 20. (21. března). Bod podzimní rovnodennosti je v souhvězdí Panny (donedávna v souhvězdí Vah). Datum podzimní rovnodennosti je 22. (23. září).

Letní slunovrat a zimní slunovrat bodů 90° od rovnodenností.Letní slunovrat leží na severní polokouli, připadá na 22. června. Zimní slunovrat leží na jižní polokouli a připadá na 22. prosince.

Ekliptický souřadnicový systém.

Obrázek 2. Ekliptický souřadnicový systém

Jako hlavní rovina ekliptického souřadnicového systému je zvolena rovina ekliptiky (obr. 2). Ekliptické souřadnice jsou:

Zeměpisná šířka a délka hvězdy se nemění v důsledku každodenního pohybu nebeské sféry. Ekliptický souřadnicový systém se využívá především při studiu pohybu planet. To je výhodné, protože planety se pohybují vzhledem ke hvězdám přibližně v rovině ekliptiky. Kvůli maličkosti β vzorce obsahující cos β a sin β lze zjednodušit.

Poměr mezi stupni, hodinami a minutami je následující: 360 =24, 15=1, 1=4.

Pohyb nebeských těles

Denní pohyb svítidel. na diety dráhy svítidel na nebeské sféře jsou kružnice, jejichž roviny jsou rovnoběžné s nebeským rovníkem. Tyto kruhy se nazývají nebeské rovnoběžky. Každodenní pohyb svítidel je důsledkem rotace Země kolem své osy. Viditelnost svítidel závisí na jejich nebeských souřadnicích, poloze pozorovatele na povrchu Země (viz obr. 3).

Obrázek 3. Denní dráhy svítidel vzhledem k horizontu pro pozorovatele nacházejícího se: a - ve středních zeměpisných šířkách; b - na rovníku; c - na pólu Země.

1. Formulujte větu o výšce světového pólu.

2. Popište, jak můžete vysvětlit vlastnosti denního pohybu svítidel v důsledku rotace Země kolem své osy v různých zeměpisných šířkách?

Jak se mění denní pohyb jeho svítidla: a) výška; b) rektascenzi; c) deklinace?

Mění se během dne výška, rektascenze a deklinace hlavních bodů nebeské sféry: Z, Z ׳ , P, P ׳ , N, S, E, W?

3. Pohyb Slunce mezi hvězdami.

vyvrcholení- fenomén překračování nebeského poledníku svítidlem. V horním vrcholu má svítidlo největší výšku. Azimut svítidla v horním vrcholu je roven ……. A na dně - nejmenší. Azimut hvězdy při spodní kulminaci je ...... Okamžik horní kulminace středu Slunce je tzv. pravé poledne, a dno - pravá půlnoc.

V výška světla ( h) nebo zenitová vzdálenost ( z) v okamžiku kulminace závisí na deklinaci hvězdy ( δ) a zeměpisná šířka místa pozorování ( φ )

Obrázek 4. Projekce nebeské sféry do roviny nebeského poledníku

V tabulce 3 jsou uvedeny vzorce pro stanovení výšky svítidla v horní a dolní kulminaci. Typ výrazu pro výšku svítidla při vyvrcholení je určen na základě obrázku 4.

Tabulka 3

Výška svítidla při vyvrcholení

Deklinace slunce

Výška svítidla v horním vrcholu

Výška svítidla při spodním vrcholu

δ < φ

h \u003d 90˚-φ + δ

h=90°-φ-5

δ = φ

h=90˚

h=0˚

δ > φ

h=90°+φ-5

h= φ+δ-90˚

Existují tři kategorie svítidel pro místa na Zemi, pro která je 0<φ <90˚:

Pokud je deklinace hvězdy δ< -(90˚- φ ), то оно будет невосходящим. Если склонение светила δ >(90˚- φ ), nebude nastavení.

Podmínky pro viditelnost Slunce a střídání ročních období závisí na poloze pozorovatele na povrchu Země a na poloze Země na oběžné dráze.

Roční pohyb Slunce- jev pohybu Slunce vůči hvězdám v opačném směru, než je denní rotace nebeské sféry. Tento jev je důsledkem pohybu Země kolem Slunce po eliptické dráze ve směru rotace Země kolem své osy, tzn. proti směru hodinových ručiček při pohledu od severního pólu k jihu (viz obr. 5).

Obrázek 5. Náklon osy rotace Země a roční období

Obrázek 6. Schéma poloh Země během letního a zimního slunovratu

Při ročním pohybu Slunce dochází k těmto jevům: změna polední výšky, polohy bodů východu a západu Slunce, délka dne a noci, vzhled hvězdné oblohy ve stejnou hodinu po západu slunce.

Rotace Země kolem Slunce a také to, že osa denní rotace Země je v kterémkoli bodě zemské oběžné dráhy vždy rovnoběžná sama se sebou, jsou hlavními důvody střídání ročních období. Tyto faktory určují různý sklon slunečních paprsků vzhledem k povrchu Země a různou míru osvětlení polokoule, na kterou svítí (viz obr. 5, 6). Čím výše je Slunce nad obzorem, tím silnější je jeho schopnost ohřívat zemský povrch. Na druhé straně změna vzdálenosti od Země ke Slunci během roku neovlivňuje změnu ročních období: Země, která prochází svou eliptickou dráhou, je v nejbližším bodě v lednu a v nejvzdálenějším bodě v červenci.

Pomocí přednáškového materiálu vyplňte tabulku 4.

Tabulka 4

Denní pohyb Slunce v různých ročních obdobích ve středních zeměpisných šířkách

pozici na ekliptice

deklinace

polední výška

Minimální výška

bod východu slunce

Vstupní bod

Délka dne

20(21) .03

22.06

22(23).09

22.12

Astronomická znamení tepelných zón:

Změna vzhledu hvězdné oblohy. Každou další noc se před námi oproti předchozí noci objevují hvězdy mírně posunuté na západ. Od večera do večera vychází stejná hvězda o 4 minuty dříve. O rok později se pohled na hvězdnou oblohu opakuje.

Pokud je určitá hvězda 1. září ve 21 hodin na zenitu, v kolik hodin bude 1. března v zenitu? Vidíš ji? Odpověď zdůvodněte.

Precese - kuželovitá rotace zemské osy s periodou 26 000 let pod vlivem gravitačních sil Slunce a Měsíce. Precesní pohyb Země způsobuje, že severní a jižní póly světa popisují kruhy na obloze: osa světa popisuje kužel kolem osy ekliptiky s poloměrem asi 23˚26“, přičemž všechny čas nakloněný k rovině pohybu Země pod úhlem asi 66˚34" ve směru hodinových ručiček pro pozorovatele na severní polokouli (obr. 7).

Precese mění polohu nebeských pólů. Před 2700 lety se poblíž severního pólu světa nacházela hvězda α Draconis, kterou čínští astronomové nazývali Královská hvězda. V současné době je Polárka α Ursa Minor. Do roku 10 000 se severní pól světa přiblíží k hvězdě Deneb (α Cygnus). V roce 13600 se Vega (α Lyrae) stane polární hvězdou.

Obrázek 7. Precesní pohyb zemské osy

V důsledku precese se body jarní a podzimní rovnodennosti, letního a zimního slunovratu pomalu pohybují souhvězdími zvěrokruhu. Před 5000 lety byla jarní rovnodennost v souhvězdí Býka, poté se přesunula do souhvězdí Berana a nyní je v souhvězdí Ryb (viz obr. 8). Tento offset je
= 50",2 ročně.

Obrázek 8. Precese a nutace na nebeské sféře

Přitažlivost planet je příliš malá na to, aby způsobila změny polohy zemské osy rotace, působí však na pohyb Země kolem Slunce, mění polohu v prostoru roviny oběžné dráhy Země, tzn. rovina ekliptiky: periodicky se mění sklon ekliptiky k rovníku, který se aktuálně zmenšuje o 0,47 za rok 2 * cos ε ), za druhé se křivky popsané světovými póly neuzavírají (obr. 9) .

Obrázek 9. Precesní pohyb severního nebeského pólu. Tečky uprostřed ukazují polohu nebeského pólu

Nutace zemské osy malé různé výkyvy osy rotace Země kolem její průměrné polohy. Nutační oscilace vznikají, protože precesní síly Slunce a Měsíce neustále mění svou velikost a směr; jsou rovny nule, když jsou Slunce a Měsíc v rovině zemského rovníku a dosahují maxima v největší vzdálenosti od těchto svítidel.

Nebeské póly vlastně v důsledku precese a nutace zemské osy popisují složité vlnovky na obloze (viz obr. 8).

Je třeba poznamenat, že účinky precese a nutace jsou generovány vnějšími silami, které mění orientaci osy rotace Země v prostoru. Těleso Země zůstává v tomto případě takříkajíc zafixováno vzhledem k měnící se ose. Vlajka nastavená dnes na severním pólu proto bude také označovat severní pól za 13 000 let a zeměpisná šířka a bodu zůstane rovna 90°. Protože ani precese, ani nutace nevedou k žádným změnám zeměpisné šířky na Zemi, nezpůsobují tyto jevy ani klimatické změny. Stále však vytvářejí posun v ročních obdobích vzhledem k nějakému ideálnímu kalendáři.

Co můžete říci o změnách ekliptické délky, ekliptické šířky, rektascenze a deklinace všech hvězd v důsledku precesního pohybu zemské osy?

Úkoly pro samostatné domácí úkoly

Pojmenujte hlavní roviny, přímky a body nebeské sféry.

Kde nebeská tělesa stoupají a zapadají pro pozorovatele nacházejícího se na severní (jižní) polokouli Země?

Jak se konstruují astronomické souřadnicové systémy?

Co se nazývá výška a azimut slunce?

Jak se nazývají rovníkové a ekliptické souřadnice?

Jak souvisí rektascenze a hodinový úhel?

Jak spolu souvisí deklinace a výška svítidla v okamžiku horní kulminace?

Co je precese a nutace?

Proč hvězdy vždy vycházejí a zapadají ve stejných bodech na obzoru, zatímco Slunce a Měsíc nikoli?

Jak souvisí zdánlivý pohyb Slunce přes nebeskou sféru s pohybem Země kolem Slunce?

Co je to ekliptika?

Které body se nazývají rovnodennosti a proč?

Co je to slunovrat?

Pod jakým úhlem je ekliptika skloněna k obzoru a proč se tento úhel během dne mění?

Jak se může ekliptika shodovat s horizontem?

Nakreslete perem na kruh znázorňující model nebeské sféry body, kde se nachází Slunce:

Označte polohu ekliptiky pomocí označených bodů. Uveďte na ekliptice (přibližně) polohu Slunce 21. dubna, 23. října a své narozeniny. Najděte body uvedené v předchozích odstavcích na modelu nebeské sféry.

Literatura

Levitan, E.P. Metody výuky astronomie na střední škole / E.P. Levitan. - M.: Osvícení, 1965. - 227 s.

Malakhov A.A. Fyzika a astronomie (kompetenční přístup): učebnicová metoda. příspěvek / A.A. Malakhov; Shadr. Stát ped. in-t. - Shadrinsk: Shadr. Dům tisku, 2010. - 163 s.

Starosta, V.F. Jak poznat, že se Země otáčí? / VF. Mayorov // Fyzika. - 2010. - č. 2. - S. 45-47.

Myakishev G.Ya., Bukhovtsev B.B., Sotsky N.N. Physics: Proc. Pro 10 buněk. vzdělávací instituce. – M.: Osvěta, 2010.

Pinsky A.A., Razumovsky V.G., Bugaev A.I. atd. Fyzika a astronomie: Učebnice pro 9. ročník. obecné vzdělání Instituce / Ed. A.A. Pinsky, V.G. Razumovsky.- M.: Osvícení, 2001. - S. 202-212

Ranzini, D. Kosmos / D. Ranzini; Za. z italštiny. N. Lebeděva. - M .: LLC Astrel Publishing House, 2004. - 320 s.

Každý den, když Slunce vychází z obzoru na východní straně oblohy, přechází oblohu a znovu se skrývá na západě. Pro obyvatele severní polokoule tento pohyb nastává zleva doprava, pro jižany zprava doleva. V poledne Slunce dosahuje největší výšky, nebo, jak říkají astronomové, kulminuje. Poledne je horním vrcholem a existuje také spodní vrchol - o půlnoci. V našich středních zeměpisných šířkách není spodní kulminace Slunce viditelná, protože se vyskytuje pod obzorem. Ale za polárním kruhem, kde Slunce v létě občas nezapadá, můžete pozorovat jak horní, tak dolní kulminaci.

Na geografickém pólu je denní dráha Slunce téměř rovnoběžná s obzorem. Slunce, které se objevuje v den jarní rovnodennosti, stoupá po čtvrt roku výš a výš a popisuje kruhy nad obzorem. V den letního slunovratu dosahuje maximální výšky (23,5?). Další čtvrt roku, před podzimní rovnodenností, Slunce zapadá. Toto je polární den. Pak nastává na půl roku polární noc. Ve středních zeměpisných šířkách se viditelná denní dráha Slunce v průběhu roku buď zkracuje, nebo zvyšuje. Nejnižší je o zimním slunovratu a nejvyšší o letním slunovratu. Ve dnech rovnodennosti

Slunce je na nebeském rovníku. Zároveň vychází na východě a zapadá na západě.

V období od jarní rovnodennosti do letního slunovratu se místo východu Slunce mírně posouvá z bodu východu doleva, k severu. A místo vstupu se pohybuje od západního bodu doprava, i když také na sever. V den letního slunovratu se Slunce objevuje na severovýchodě a v poledne kulminuje v nejvyšší nadmořské výšce roku. Slunce zapadá na severozápadě.

Poté se místa východu a západu slunce posunou zpět na jih. O zimním slunovratu Slunce vychází na jihovýchodě, protíná nebeský poledník v jeho nejnižším bodě a zapadá na jihozápadě. Je třeba si uvědomit, že vlivem lomu (tedy lomu světelných paprsků v zemské atmosféře) je zdánlivá výška svítidla vždy větší než skutečná.

Východ slunce tedy nastává dříve a západ slunce později, než by tomu bylo při absenci atmosféry.

Denní dráha Slunce je tedy malý kruh nebeské sféry, rovnoběžný s nebeským rovníkem. Zároveň se během roku Slunce pohybuje vzhledem k nebeskému rovníku buď na sever, nebo na jih. Denní a noční části jeho cesty nejsou stejné. Jsou si rovni pouze ve dnech rovnodennosti, kdy je Slunce na nebeském rovníku.

Výraz "cesta Slunce mezi hvězdami" bude někomu připadat zvláštní. Přes den nevidíte hvězdy. Proto není snadné si všimnout, že Slunce je pomalé, asi o 1? za den se pohybuje mezi hvězdami zprava doleva. Můžete ale vidět, jak se vzhled hvězdné oblohy během roku mění. To vše je důsledkem revoluce Země kolem Slunce.

Dráha viditelného ročního pohybu Slunce na pozadí hvězd se nazývá ekliptika (z řeckého "eclipsis" - "zatmění") a období revoluce podél ekliptiky se nazývá hvězdný rok. To se rovná 265 dnům 6 hodinám 9 minutám 10 sekundám nebo 365,2564 středním slunečním dnům.

Ekliptika a nebeský rovník se v bodech jarní a podzimní rovnodennosti protínají pod úhlem 23? 26". V prvním z těchto bodů Slunce obvykle nastává 21. března, kdy přechází z jižní polokoule oblohy Ve druhém, 23. září, kdy přecházejí ze severní polokoule V nejvzdálenějším bodě ekliptiky na severu je Slunce 22. června (letní slunovrat) a na jihu - 22. prosince (zima slunovrat).V přestupném roce se tato data posunou o jeden den.

Ze čtyř bodů na ekliptice je hlavním bodem jarní rovnodennost. Právě od ní se počítá jedna z nebeských souřadnic - rektascenze. Slouží také k počítání hvězdného času a tropického roku - časového intervalu mezi dvěma po sobě jdoucími průchody středu Slunce jarní rovnodenností. Tropický rok určuje střídání ročních období na naší planetě.

Protože jarní rovnodennost se pomalu pohybuje mezi hvězdami v důsledku precese zemské osy, trvání tropického roku je kratší než trvání siderického roku. Je to 365,2422 středních slunečních dnů. Asi před 2 tisíci lety, když Hipparchos sestavil svůj katalog hvězd (první, který se k nám dostal celý), byla jarní rovnodennost v souhvězdí Berana. V naší době se posunula téměř o 30?, do souhvězdí Ryb, a bod podzimní rovnodennosti se přesunul ze souhvězdí Vah do souhvězdí Panny. Ale podle tradice jsou body rovnodenností označeny bývalými znameními někdejších "rovnodenných" souhvězdí - Berana a Vah. Totéž se stalo s body slunovratu: léto v souhvězdí Býka je ve znamení Raka a zima v souhvězdí Střelce je ve znamení Kozoroha.

A konečně poslední věc souvisí se zdánlivým ročním pohybem Slunce. Polovinu ekliptiky od jarní rovnodennosti do podzimu (od 21. března do 23. září) projde Slunce za 186 dní. Druhá polovina, od podzimní rovnodennosti do jarní rovnodennosti, trvá 179 dní (180 v přestupném roce). Ale konec konců jsou poloviny ekliptiky stejné: každá je 180?. Proto se Slunce pohybuje po ekliptice nerovnoměrně. Tato nerovnoměrnost se vysvětluje změnou rychlosti pohybu Země po eliptické dráze kolem Slunce. Nerovnoměrný pohyb Slunce podél ekliptiky vede k různým délkám ročních období. Pro obyvatele severní polokoule je například jaro a léto o šest dní delší než podzim a zima. Země se 2. až 4. června nachází od Slunce o 5 milionů kilometrů déle než 2. až 3. ledna a na své oběžné dráze se pohybuje pomaleji v souladu s druhým Keplerem. V létě země přijímá od

Slunce je méně teplé, ale léto na severní polokouli je delší než zima. Proto je severní polokoule teplejší než jižní polokoule.

Skutečný pohyb Země - Zdánlivý roční pohyb Slunce na nebeské sféře - Nebeský rovník a rovina ekliptiky - Rovníkové souřadnice Slunce v průběhu roku

Skutečný pohyb Země

Abychom porozuměli principu zdánlivého pohybu Slunce a dalších svítidel v nebeské sféře, nejprve uvažujme skutečný pohyb země. Země je jednou z planet. Neustále se otáčí kolem své osy.

Jeho rotační perioda je rovna jednomu dni, proto se pozorovateli umístěnému na Zemi zdá, že všechna nebeská tělesa obíhají kolem Země od východu na západ se stejnou periodou.

Ale Země se nejen otáčí kolem své osy, ale také obíhá kolem Slunce po eliptické dráze. Dokončí jednu revoluci kolem Slunce za jeden rok. Osa rotace Země je skloněna k rovině oběžné dráhy pod úhlem 66°33′. Poloha osy v prostoru při pohybu Země kolem Slunce zůstává po celou dobu téměř nezměněna. Proto jsou severní a jižní polokoule střídavě natočeny ke Slunci, v důsledku čehož se na Zemi střídají roční období.

Při pozorování oblohy si lze všimnout, že hvězdy si po mnoho let vždy zachovávají svou relativní polohu.

Hvězdy jsou „nehybné“ jen proto, že jsou od nás velmi daleko. Vzdálenost k nim je tak velká, že z kteréhokoli bodu zemské oběžné dráhy jsou stejně viditelné.

Ale tělesa sluneční soustavy – Slunce, Měsíc a planety, které jsou relativně blízko k Zemi a snadno si všimneme změny jejich poloh. Slunce se tedy spolu se všemi svítidly účastní každodenního pohybu a zároveň má svůj viditelný pohyb (tzv. roční pohyb) v důsledku pohybu Země kolem Slunce.

Zdánlivý roční pohyb Slunce na nebeské sféře

Nejjednodušší roční pohyb Slunce lze vysvětlit na obrázku níže. Z tohoto obrázku je vidět, že v závislosti na poloze Země na oběžné dráze uvidí pozorovatel ze Země Slunce na pozadí různých . Bude se mu zdát, že se neustále pohybuje po nebeské sféře. Tento pohyb je odrazem rotace Země kolem Slunce. Za rok udělá Slunce úplnou revoluci.

Velký kruh na nebeské sféře, podél kterého dochází ke zdánlivému ročnímu pohybu Slunce, se nazývá ekliptický. Ekliptika je řecké slovo a znamená zatmění. Tento kruh byl pojmenován tak, protože k zatmění Slunce a Měsíce dochází pouze tehdy, když jsou obě svítidla na tomto kruhu.

Je třeba poznamenat, že rovina ekliptiky se shoduje s rovinou oběžné dráhy Země.

Zdánlivý roční pohyb Slunce po ekliptice se odehrává ve stejném směru, ve kterém se Země pohybuje na oběžné dráze kolem Slunce, tj. pohybuje se na východ. Slunce během roku postupně prochází ekliptickými 12 souhvězdími, která tvoří pás a nazývají se zodiakální.

Pás zvěrokruhu tvoří tato souhvězdí: Ryby, Beran, Býk, Blíženci, Rak, Lev, Panna, Váhy, Štír, Střelec, Kozoroh a Vodnář. Vzhledem k tomu, že rovina zemského rovníku je nakloněna k rovině zemské oběžné dráhy o 23°27', rovina nebeského rovníku rovněž skloněno k rovině ekliptiky pod úhlem e=23°27′.

Sklon ekliptiky k rovníku nezůstává konstantní (vlivem přitažlivých sil Slunce a Měsíce na Zemi), proto bylo v roce 1896 při schvalování astronomických konstant rozhodnuto zvážit sklon ekliptiky k rovníku být v průměru rovna 23° 27'8"26.

Nebeský rovník a ekliptická rovina

Ekliptika protíná nebeský rovník ve dvou bodech tzv body jarní a podzimní rovnodennosti. Bod jarní rovnodennosti je obvykle označen znamením souhvězdí Berana T a bod podzimní rovnodennosti - znamením souhvězdí Vah -. Slunce v těchto bodech je 21. března a 23. září. V těchto dnech na Zemi se den rovná noci, Slunce přesně vychází ve východním bodě a zapadá v západním bodě.

Body jarní a podzimní rovnodennosti jsou průsečíky rovníku a roviny ekliptiky

Body na ekliptice, které jsou 90° od rovnodenností, se nazývají body slunovratu. Bod E na ekliptice, ve kterém je Slunce ve své nejvyšší poloze vzhledem k nebeskému rovníku, se nazývá bod letního slunovratu, a nazývá se bod E', ve kterém zaujímá nejnižší pozici bod zimního slunovratu.

V místě letního slunovratu se Slunce vyskytuje 22. června a v místě zimního slunovratu - 22. prosince. Po několik dní blízkých datům slunovratů zůstává polední výška Slunce téměř nezměněna, v souvislosti s níž tyto body dostaly své jméno. Když je Slunce o letním slunovratu, je den na severní polokouli nejdelší a noc nejkratší, a když je o zimním slunovratu, je tomu naopak.

V den letního slunovratu jsou body východu a západu Slunce co nejdále na sever od bodů východu a západu na obzoru a v den zimního slunovratu jsou v největší vzdálenosti na jih.

Pohyb Slunce po ekliptice vede k neustálé změně jeho rovníkových souřadnic, denní změně polední výšky a pohybu bodů východu a západu Slunce podél obzoru.

Je známo, že deklinace Slunce se měří od roviny nebeského rovníku a rektascence - od bodu jarní rovnodennosti. Proto, když je Slunce v jarní rovnodennosti, jeho deklinace a rektascenzi jsou nulové. V průběhu roku se deklinace Slunce v současné době pohybuje od +23°26′ do -23°26′, dvakrát ročně prochází nulou a rektascenzi od 0 do 360°.

Rovníkové souřadnice Slunce v průběhu roku

Rovníkové souřadnice Slunce se během roku mění nerovnoměrně. Děje se tak v důsledku nerovnoměrného pohybu Slunce po ekliptice a pohybu Slunce po ekliptice a sklonu ekliptiky k rovníku. Slunce pokryje polovinu své zdánlivé roční dráhy za 186 dní od 21. března do 23. září a druhou polovinu za 179 dní od 23. září do 21. března.

Nerovnoměrný pohyb Slunce po ekliptice je způsoben tím, že se Země po celou dobu oběhu kolem Slunce nepohybuje na oběžné dráze stejnou rychlostí. Slunce je v jednom z ohnisek eliptické oběžné dráhy Země.

Z Druhý Keplerov zákon Je známo, že čára spojující Slunce a planetu pokrývá stejné oblasti ve stejných časových obdobích. Podle tohoto zákona je Země nejblíže Slunci, tj přísluní, se pohybuje rychleji a je nejdále od Slunce, tj aphelion- pomalejší.

Země je v zimě blíže Slunci a v létě dále. V zimních dnech se proto na oběžné dráze pohybuje rychleji než v letních dnech. V důsledku toho je denní změna rektascenze Slunce v den zimního slunovratu 1°07', zatímco v den letního slunovratu je to pouze 1°02'.

Rozdíl v rychlostech pohybu Země v každém bodě oběžné dráhy způsobuje nerovnoměrnou změnu nejen rektascenze, ale i deklinace Slunce. Vzhledem ke sklonu ekliptiky k rovníku má však její změna jiný charakter. Deklinace Slunce se nejrychleji mění v blízkosti rovnodenností a o slunovratech se téměř nemění.

Znalost povahy změny rovníkových souřadnic Slunce nám umožňuje provést přibližný výpočet rektascenze a deklinace Slunce.

K provedení takového výpočtu vezměte nejbližší datum se známými rovníkovými souřadnicemi Slunce. Pak se vezme v úvahu, že rektascenze Slunce se za den mění v průměru o 1 ° a deklinace Slunce během měsíce před a po průchodu rovnodenností se mění o 0,4 ° za den; během měsíce před a po slunovratech - o 0,1 ° za den a během meziměsíčních měsíců mezi uvedenými - o 0,3 °.

Den je jednou ze základních jednotek měření času. Rotace Země a zdánlivý pohyb hvězdné oblohy.

Hlavní veličina pro měření času souvisí s periodou úplného otočení zeměkoule kolem její osy.

Donedávna se věřilo, že rotace Země je zcela rovnoměrná. V této rotaci však byly nyní nalezeny určité nesrovnalosti, které jsou však tak malé, že pro konstrukci kalendáře nemají význam.

Být na povrchu Země a podílet se spolu s ní na jejím rotačním pohybu, to necítíme.

Otáčení zeměkoule kolem její osy posuzujeme pouze podle těch viditelných jevů, které jsou s ní spojeny. Důsledkem každodenní rotace Země je například zdánlivý pohyb nebeské klenby se všemi svítidly na ní umístěnými: hvězdami, planetami, Sluncem, Měsícem atd.

V dnešní době lze pro určení doby trvání jedné otáčky zeměkoule použít - speciální dalekohled - tranzitní přístroj, jehož optická osa tubusu rotuje přísně v jedné rovině - rovině poledníku daného místa, procházející přes body jihu a severu. Překročení poledníku hvězdou se nazývá horní klimax. Časový interval mezi dvěma po sobě jdoucími horními vrcholy hvězdy se nazývá hvězdný den.

Přesnější definice hvězdného dne je následující: je to časový interval mezi dvěma po sobě jdoucími horními vrcholy jarní rovnodennosti. Jsou jednou ze základních jednotek měření času, protože jejich trvání zůstává nezměněno. Hvězdný den je rozdělen na 24 hvězdných hodin, každou hodinu na 60 hvězdných minut a každou minutu na 60 hvězdných sekund.

Hvězdné hodiny, minuty a vteřiny se počítají na hvězdných hodinách, které jsou k dispozici v každé astronomické observatoři a vždy ukazují hvězdný čas. Je nepohodlné používat takové hodinky v každodenním životě, protože stejný nejvyšší bod během roku připadá na různé doby slunečného dne. Život přírody a s ním i celý život lidí je spojen nikoli s pohybem hvězd, ale se změnou dne a noci, tedy s každodenním pohybem Slunce. Proto v každodenním životě nepoužíváme hvězdný čas, ale sluneční čas. Pojem slunečního času je mnohem složitější než pojem hvězdného času. Nejprve si musíme jasně představit zdánlivý pohyb Slunce.

Zdánlivý roční pohyb Slunce. Ekliptický.

Při sledování hvězdné oblohy od noci do noci můžete vidět, že každou další půlnocí kulminuje více a více hvězd. To se vysvětluje tím, že v důsledku ročního pohybu zeměkoule na oběžné dráze dochází k pohybu Slunce mezi hvězdami. Odehrává se ve stejném směru, ve kterém se Země otáčí, tedy od západu na východ.

Dráha zdánlivého pohybu Slunce mezi hvězdami se nazývá ekliptika. . Jde o velký kruh na nebeské sféře, jehož rovina je skloněna k rovině nebeského rovníku pod úhlem 23°27" a protíná se s nebeským rovníkem ve dvou bodech. Jedná se o body jarního a podzimního rovnodennosti.V první z nich je Slunce kolem 21. března, kdy přechází z jižní nebeské polokoule na severní.Druhý bod je asi 23. září, kdy přechází ze severní polokoule na jižní.Souhvězdí zvěrokruhu. Slunce se pohybuje podél ekliptiky a během roku se postupně pohybuje mezi následujícími 12 souhvězdími, která se nacházejí podél ekliptiky a tvoří pás zvěrokruh .

Zdánlivý pohyb Slunce přes souhvězdí zvěrokruhu: Ryby, Beran, Býk, Blíženci, Rak, Lev, Panna, Váhy, Štír, Střelec, Kozoroh a Vodnář. (Přísně vzato, Slunce prochází i 13. souhvězdím - Ophiuchus. Bylo by ještě správnější uvažovat o tomto souhvězdí zvěrokruhu než o takovém souhvězdí Štíra, ve kterém je Slunce méně než dlouho než v každém z jiná souhvězdí.) Tato souhvězdí, nazývaná zvěrokruh, dostala své obecné jméno z řeckého slova "zoon" - zvíře, protože mnoho z nich bylo ve starověku pojmenováno po zvířatech. V každém souhvězdí zvěrokruhu je Slunce v průměru asi měsíc. Proto i v dávných dobách každý měsíc odpovídal určitému znamení zvěrokruhu. Březen byl například označen znamením Berana, protože jarní rovnodennost se v tomto souhvězdí nacházela asi před dvěma tisíci lety, a Slunce tedy toto souhvězdí minulo v březnu. Když se Země pohne na své oběžné dráze a přesune se z polohy III (březen) do polohy IV (duben), Slunce se přesune ze souhvězdí Berana do souhvězdí Býka, a když bude Země v poloze V (květen), Slunce se bude pohybovat přesun ze souhvězdí Býka do souhvězdí Blíženců atd.

Pohyb severního pólu světa mezi hvězdami za 26 000 let.

Jarní rovnodennost však nezůstává v nebeské sféře nezměněna. Jeho pohyb, objevený ve II. před naším letopočtem E. řecký vědec Hipparchos, byl nazýván precese, tj. precese rovnodennosti. Je to způsobeno následujícím důvodem. Země není koule, ale sféroid, zploštělý na pólech. Přitažlivé síly ze Slunce a Měsíce působí na různé části kulovité Země odlišně. Tyto síly vedou k tomu, že při současné rotaci Země a jejím pohybu kolem Slunce opisuje osa rotace Země kužel blízko kolmice k rovině oběžné dráhy. V důsledku toho se nebeské póly pohybují mezi hvězdami v malém kruhu se středem na ekliptickém pólu a jsou od něj ve vzdálenosti asi 231/2°. Jarní rovnodennost se vlivem precese posouvá podél ekliptiky na západ, tj. směrem k viditelnému pohybu Slunce, o 50 "3 za rok. Udělá tedy celý kruh asi za 26 000 let. Ze stejného důvodu, severní pól světa, nacházející se v naší době poblíž Polárky, před 4000 lety byl poblíž Draka a za 12 000 let bude poblíž Vegy (Lyra).

Slunečný den a sluneční čas.

Skutečný slunečný den. Pokud pomocí tranzitního přístroje nepozorujeme hvězdy, ale Slunce a denně si značíme dobu průchodu středu slunečního disku poledníkem, tedy okamžik jeho horního vyvrcholení, pak můžeme najít že časový interval mezi dvěma horními kulminacemi středu slunečního disku, který se nazývá skutečné sluneční dny, se vždy ukáže být delší než hvězdný den v průměru o 3 minuty. 56 sekund, tedy přibližně 4 minuty. Vyplývá to ze skutečnosti, že Země obíhající kolem Slunce během roku, tj. přibližně za 365 a čtvrt dne, kolem něj provede úplnou revoluci. Odráží tento pohyb Země, Slunce se za jeden den posune asi o 1/365 své roční dráhy, tedy asi o jeden stupeň, což odpovídá čtyřem minutám času. Na rozdíl od hvězdného dne však pravý sluneční den periodicky mění své trvání.

Je to způsobeno dvěma důvody: za prvé je to sklon ekliptické roviny k rovině nebeského rovníku a za druhé eliptický tvar oběžné dráhy Země. Když je Země na části elipsy nejblíže Slunci, pohybuje se rychleji; za půl roku bude Země v opačné části elipsy a bude se na oběžné dráze pohybovat pomaleji. Nerovnoměrný pohyb Země na její oběžné dráze způsobuje nerovnoměrný zdánlivý pohyb Slunce v nebeské sféře: v různých ročních obdobích se Slunce pohybuje různými rychlostmi. Proto se délka skutečného slunečního dne neustále mění. Takže například 23. prosince, kdy je skutečný den nejdelší, mají 51 sekund. delší než 16. září, kdy jsou nejkratší. Střední sluneční den. Vzhledem k nestejnoměrnosti skutečných slunečních dnů je nepohodlné je používat jako jednotku pro měření času. Asi před třemi sty lety to dobře věděli pařížští hodináři, když na svůj cechovní erb napsali: "Slunce klamně ukazuje čas."

Všechny naše hodiny - náramkové, nástěnné, kapesní a další - se seřizují nikoli podle pohybu skutečného Slunce, ale podle pohybu pomyslného bodu, který během roku udělá jednu úplnou otáčku kolem Země za stejnou dobu Slunce, ale zároveň se pohybuje po nebeském rovníku a naprosto rovnoměrně. Tento bod se nazývá střední slunce. Okamžik průchodu průměrného slunce poledníkem se nazývá průměrné poledne a časový interval mezi dvěma po sobě následujícími průměrnými polednemi je průměrným slunečním dnem. Jejich trvání je vždy stejné. Jsou rozděleny do 24 hodin, každá hodina středního slunečního času je zase rozdělena na 60 minut a každá minuta je rozdělena na 60 sekund středního slunečního času. Je to průměrný sluneční den, a ne hvězdný den, který je jednou z hlavních jednotek měření času, která je základem moderního kalendáře. Rozdíl mezi středním slunečním časem a skutečným časem ve stejném okamžiku se nazývá časová rovnice.

Astronomický základ kalendáře.

Víme, že každý kalendář je založen na astronomických jevech: střídání dne a noci, střídání lunárních fází a střídání ročních období. Tyto jevy poskytují tři základní jednotky času, které jsou základem každého kalendářního systému, jmenovitě sluneční den, lunární měsíc a sluneční rok. Vezmeme-li průměrný sluneční den jako konstantní hodnotu, určíme trvání lunárního měsíce a slunečního roku. V průběhu historie astronomie se trvání těchto jednotek času neustále zpřesňovalo.

synodický měsíc.

Základem lunárních kalendářů je synodický měsíc – časový interval mezi dvěma po sobě následujícími stejnými fázemi měsíce. Původně, jak již bylo známo, bylo stanoveno na 30 dní. Později se zjistilo, že lunární měsíc má 29,5 dne. V současné době se průměrná délka synodického měsíce považuje za 29,530588 středních slunečních dnů nebo 29 dní 12 hodin 44 minut 2,8 sekund středního slunečního času.

tropický rok.

Mimořádně důležité bylo postupné zpřesňování trvání slunečního roku. V prvních kalendářních systémech rok obsahoval 360 dní. Staří Egypťané a Číňané zhruba před pěti tisíci lety určovali délku slunečního roku na 365 dní a pár století před naším letopočtem byla v Egyptě i Číně délka roku stanovena na 365,25 dne. Moderní kalendář je založen na tropickém roce - časovém intervalu mezi dvěma po sobě jdoucími průchody středu Slunce jarní rovnodenností.

Takoví vynikající vědci jako P. Laplace (1749-1827) v roce 1802, F. Bessel (1784-1846) v roce 1828, P. Hansen (1795-1874) v roce 1853 se zabývali určováním přesné hodnoty tropického roku. Le Verrier (1811-1877) v roce 1858 a někteří další.

Pro určení délky tropického roku navrhl S. Newcomb obecný vzorec: T == 365,24219879 - 0,0000000614 (t - 1900), kde t je pořadové číslo roku.

V říjnu 1960 se v Paříži konala XI. Generální konference pro váhy a míry, na které byl přijat jednotný mezinárodní systém jednotek (SI) a nová definice sekundy jako základní jednotky času doporučená IX. Byla schválena Mezinárodní astronomická unie (Dublin, 1955). V souladu s přijatým rozhodnutím je efemeridní sekunda definována jako 1/31556925,9747 část tropického roku pro začátek roku 1900. Odtud je snadné určit hodnotu tropického roku: T ==- 365 dní 5 hodin. 48 min. 45,9747 sec. nebo T = 365,242199 dnů.

Pro účely kalendáře není tak vysoká přesnost vyžadována. Zaokrouhlením na páté desetinné místo tedy dostaneme T == 365,24220 dne. Toto zaokrouhlení tropického roku dává chybu jeden den za 100 000 let. Proto hodnota, kterou jsme přijali, může být docela dobře základem všech kalendářních výpočtů. Takže ani synodický měsíc, ani tropický rok neobsahují celé číslo středních slunečních dnů, a proto jsou všechny tyto tři veličiny nesouměřitelné. To znamená, že není možné jednoduše vyjádřit jednu z těchto veličin v termínech druhé, tj. nelze zvolit nějaký celočíselný počet slunečních let, který by obsahoval celý počet lunárních měsíců a celý počet středních slunečních dnů. To vysvětluje celou složitost kalendářního problému a všechen zmatek, který vládl po mnoho tisíciletí v otázce počítání velkých časových úseků.

Tři druhy kalendářů.

Touha alespoň do určité míry koordinovat mezi sebou den, měsíc a rok vedla k tomu, že v různých dobách vznikly tři typy kalendářů: sluneční, založený na pohybu Slunce, ve kterém se snažili koordinovat den. a rok; lunární (na základě pohybu měsíce), jehož účelem bylo koordinovat den a lunární měsíc; konečně lunisolární, ve kterém byly učiněny pokusy o harmonizaci všech tří jednotek času.

V současné době téměř všechny země světa používají sluneční kalendář. Lunární kalendář hrál ve starověkých náboženstvích velkou roli. V některých východních zemích, které vyznávají muslimské náboženství, přežilo dodnes. V něm mají měsíce každý 29 a 30 dní a počet dní se mění tak, že první den každého dalšího měsíce se shoduje s výskytem „nového měsíce“ na obloze. Roky lunárního kalendáře obsahují střídavě 354 a 355 dní.

Lunární rok je tedy o 10–12 dní kratší než rok sluneční. Lunisolární kalendář se používá v židovském náboženství k výpočtu náboženských svátků, stejně jako ve státě Izrael. Je zvláště složitý. Rok v něm obsahuje 12 lunárních měsíců, skládajících se buď z 29 nebo 30 dnů, ale aby se vzal v úvahu pohyb Slunce, jsou pravidelně zaváděny „přestupné roky“, které obsahují další, třináctý měsíc. Jednoduché, tj. dvanáctiměsíční roky, se skládají z 353, 354 nebo 355 dnů a přestupné roky, tj. třináctiměsíční roky, mají každý 383, 384 nebo 385 dnů. Tím se dosáhne toho, že první den každého měsíce se téměř přesně shoduje s novoluním.

1 Roční pohyb Slunce a ekliptický souřadnicový systém

Slunce spolu s denní rotací se během roku pomalu pohybuje po celé nebeské sféře v opačném směru po velkém kruhu, zvaném ekliptika. Ekliptika je nakloněna k nebeskému rovníku pod úhlem Ƹ, jehož hodnota se aktuálně blíží 23 26´. Ekliptika se protíná s nebeským rovníkem v bodě jara ♈ (21. března) a podzimu Ω (23. září) rovnodennosti. Body ekliptiky, 90 od rovnodenností, jsou body letního (22. června) a zimního (22. prosince) slunovratu. Rovníkové souřadnice středu slunečního disku se v průběhu roku plynule mění od 0h do 24h (rektascenze) - ekliptická délka ϒm, počítáno od jarní rovnodennosti po kružnici zeměpisné šířky. A od 23 26´ do -23 26´ (deklinace) - ekliptická šířka, měřená od 0 do +90 k severnímu pólu a 0 až -90 k jižnímu pólu. Zvěrokruhová souhvězdí jsou souhvězdí, která leží na linii ekliptiky. Nachází se na ekliptické linii 13 souhvězdí: Beran, Býk, Blíženci, Rak, Lev, Panna, Váhy, Štír, Střelec, Kozoroh, Vodnář, Ryby a Ophiuchus. Ale souhvězdí Ophiuchus se nezmiňuje, ačkoliv se v něm Slunce nachází většinu času souhvězdí Střelce a Štíra. To se provádí pro pohodlí. Když je Slunce pod obzorem ve výškách od 0 do -6 - trvá občanský soumrak a od -6 do -18 - astronomický soumrak.

2 Měření času

Měření času je založeno na pozorování denní rotace kopule a ročního pohybu Slunce, tzn. rotace Země kolem své osy a rotace Země kolem Slunce.

Délka základní jednotky času, zvané den, závisí na zvoleném bodu na obloze. V astronomii se berou tyto body:

Jarní rovnodennost ♈ ( hvězdný čas);

Střed viditelného slunečního disku ( pravé slunce, pravý sluneční čas);

- zlé slunce - fiktivní bod, jehož polohu na obloze lze vypočítat teoreticky pro jakýkoli okamžik v čase ( střední sluneční čas)

Tropický rok se používá k měření dlouhých časových úseků na základě pohybu Země kolem Slunce.

tropický rok- časový interval mezi dvěma po sobě jdoucími průchody středu skutečného středu Slunce jarní rovnodenností. Obsahuje 365,2422 středních slunečních dnů.

Kvůli pomalému pohybu tečky jarní rovnodennost směrem ke slunci, způsobené precese, vzhledem ke hvězdám je Slunce ve stejném bodě na obloze po časovém intervalu 20 minut. 24 sec. delší než tropický rok. To se nazývá hvězdný rok a obsahuje 365,2564 středních slunečních dnů.

3 hvězdný čas

Časový interval mezi dvěma po sobě jdoucími vyvrcholeními jarní rovnodennosti na stejném geografickém poledníku se nazývá hvězdné dny.

Hvězdný čas se měří hodinovým úhlem jarní rovnodennosti: S=t ♈ , a je roven součtu rektascenze a hodinového úhlu jakékoli hvězdy: S = α + t.

Hvězdný čas v každém okamžiku se rovná rektascenci libovolného svítidla plus jeho hodinový úhel.

V okamžiku horní kulminace Slunce jeho hodinový úhel t=0, a S = α.

4 Pravý sluneční čas

Časový interval mezi dvěma po sobě jdoucími vyvrcholeními Slunce (střed slunečního disku) na stejném geografickém poledníku se nazývá Jsem opravdové slunečné dny.

Začátek skutečného slunečního dne na daném poledníku se považuje za okamžik spodní kulminace Slunce ( pravá půlnoc).

Doba od spodní kulminace Slunce do jakékoli jiné polohy, vyjádřená ve zlomcích skutečného slunečního dne, se nazývá pravý sluneční čas Tʘ

Pravý sluneční čas vyjádřeno jako hodinový úhel Slunce zvětšený o 12 hodin: Т ʘ = t ʘ + 12 h

5 Střední sluneční čas

Aby den měl konstantní trvání a zároveň byl spojen s pohybem Slunce, zavádějí se v astronomii pojmy dvou fiktivních bodů:

Střední ekliptické a střední rovníkové slunce.

Střední ekliptické Slunce (cf. ecliptic. S.) se pohybuje rovnoměrně podél ekliptiky průměrnou rychlostí.

Střední rovníkové Slunce se pohybuje podél rovníku konstantní rychlostí středního ekliptického Slunce a současně prochází jarní rovnodenností.

Časový interval mezi dvěma po sobě jdoucími vyvrcholeními středního rovníkového Slunce na stejném geografickém poledníku se nazývá průměrný sluneční den.

Doba, která uplynula od spodní kulminace středního rovníkového Slunce do jakékoli jiné jeho polohy, vyjádřená ve zlomcích středního slunečního dne, se nazývá střední sluneční časTm.

střední sluneční čas Tm na daném poledníku se v kterémkoli okamžiku číselně rovná hodinovému úhlu Slunce: Tm= t m+ 12h

Průměrný čas se od skutečného liší hodnotou rovnice času: Tm= Tʘ +n .

6 Univerzální, standardní a standardní čas

Svět:

Místní střední sluneční čas greenwichského poledníku se nazývá univerzální nebo univerzální čas T 0 .

Místní střední sluneční čas kteréhokoli bodu na Zemi je určen: Tm= T0+λh

standartní čas:

Čas je uchováván na 24 hlavních geografických polednících umístěných od sebe na zeměpisné délce přesně 15 (nebo 1 hodina) přibližně uprostřed každého časového pásma. Za hlavní nultý poledník je považován Greenwich. Standardní čas je univerzální čas plus číslo časového pásma: T P \u003d T 0+n

Mateřství:

V Rusku se v praktickém životě až do března 2011 používal čas mateřství:

T D \u003d T P+ 1 h.

Vyhlášený čas druhého časového pásma, ve kterém se Moskva nachází, se nazývá moskevský čas. V letním období (duben-říjen) byly ručičky hodin posunuty o hodinu dopředu a v zimě se vrátily o hodinu zpět.

7 Refrakce

Zdánlivá poloha svítidel nad horizontem se liší od polohy vypočítané podle vzorců. Paprsky z nebeského tělesa před vstupem do oka pozorovatele procházejí zemskou atmosférou a lámou se v ní. A protože hustota roste směrem k povrchu Země, paprsek světla se stále více odchyluje ve stejném směru podél zakřivené čáry, takže směr OM 1, podél kterého pozorovatel vidí hvězdu, se ukazuje být vychýlen směrem k zenit a neshoduje se se směrem OM 2, kterým by viděl svítidlo v nepřítomnosti atmosféry.

Jev lomu světelných paprsků při průchodu zemskou atmosférou se nazývá astronomický lom světla. Úhel M 1 OM 2 se nazývá úhel lomu nebo lom ρ.

Úhel ZOM 1 se nazývá zdánlivá zenitová vzdálenost hvězdy zʹ a úhel ZOM 2 se nazývá skutečná zenitová vzdálenost z: z - zʹ = ρ, tzn. skutečná vzdálenost svítidla je o hodnotu větší než viditelná ρ.

Na linii horizontu lom světla se v průměru rovná 35ʹ.

V důsledku lomu jsou pozorovány změny tvaru disků Slunce a Měsíce, když vycházejí nebo zapadají.